ハビタブルゾーン(HZ: habitable zone)とは、宇宙の中で生命が誕生するのに適した環境となる天文学上の領域。日本語では「生命居住可能領域」と呼ばれる。この領域の惑星や衛星は居住候補として優れており、そのため地球外生命が存在する有望な候補である。天文学者は、「惑星系のハビタブルゾーン」や、「銀河系のハビタブルゾーン(GHZ)」に生命が存在する可能性があると考えている（後者の研究はまだ初期段階である）。
惑星系のハビタブルゾーン（またはエコスフィア（スフェア）、echosphere）とは、惑星の表面温度が、生命が潜在的に生き延びられる液体の水を維持できるかもしれない程度となる、恒星の周りの球状の宇宙空間の領域である。そもそもはオットー・シュトルーベが考えた概念であるとされる。諸説あるが、太陽系では大体0.97?1.39AUの領域がHZだと言われている。
ある恒星のCHZ（永続的ハビタブルゾーン）の"中心"までの距離は、次の式により決定される。
例えば、太陽の25%の光度を持つ恒星では、HZの中心は0.5AU付近となり、太陽の2倍の光度では1.4AUとなる。これは光度の変化が逆2乗の法則によるためである。このHZの中心は、系外惑星が地球と同じような大気組成・大気圧であると仮定した場合に、地球と同じような平均温度となるだろう距離として定義されている。
惑星表面の温度は原理的には、恒星の表面温度、恒星の半径、恒星と惑星の距離、 アルベドそして 温室効果を用いて算出することができる。しかし、実際にはアルベドと温室効果は互いに影響し合うということもあり、単純な話ではない。以下は太陽系外の地球型惑星を前提とした議論である。まず、アルベドは惑星に雲や雪があると大きくなるが、現在の技術では、雲や雪などは直接観測することができない。 温室効果は惑星に二酸化炭素などが存在していることが前提となっているが、惑星に火山が存在している場合は、二酸化炭素は増加するし、そもそも大気組成については情報が得られていない。惑星表面に液体の水が存在するためには、ある程度以上のH2Oの存在が必要となるが、ある惑星にどの程度の量が存在しているかは未知数である。さらに、隕石の衝突や自転軸の傾斜角なども様々な影響を及ぼすので、さらに複雑な議論となる。結局、実際に惑星表面に液体の水が存在するかどうかは、将来的なより高度な観測方法の確立を待つしかない[2][3]。
恒星は進化するにつれ、より明るく、より熱くなる。このため、時が経つにつれCHZは恒星から遠くに移動する。生命の可能性にとっては、惑星が長期に渡りHZを保つことができる軌道が理想である。
銀河系のハビタブルゾーン(GHZ) [編集]
銀河系のハビタブルゾーンとは、銀河の中心から十分に近くで、重い元素が地球型惑星を構成するのに十分なほど高レベルに存在する、しかし中心から十分遠くでもあり、中心付近での高い恒星密度による彗星や小惑星の衝突の危険、超新星爆発による放射線、それに銀河中心のブラックホールの影響を避けられる、銀河の領域である。
生物に対する超新星の放射線の効果はまだ解明されていない。また、研究では重い元素や金属性物質(en:metallicity)が非常に多く、恒星が近い軌道に巨大な惑星を保持していると見られる領域が存在することも明らかにされている。これらの巨大惑星は、生命が誕生する可能性を持つ地球クラスの惑星を破壊するかもしれない。これらの理由から、銀河のHZを決定するには不確かなことが大量にあり、今の考え方は誤りかもしれない。
天の川銀河のGHZは、現在では銀河中心核から約25,000光年(8kpc)の、誕生後40億年?80億年の星々を含む、ゆっくりと広がる領域がそうだと信じられている。他の銀河ではその構成により異なっており、より大きいかより小さいか、または全く無いかもしれない。
将来の技術で、天の川銀河の地球型惑星の数や場所を確定することができるようになり、GHZの考えもより洗練されたものとなるかもしれない。
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